1. 관찰 : 그들은 태양 주위의 지구의 궤도에서 일반적으로 6 개월 간격으로 두 개의 다른 지점에서 별을 관찰합니다. 이것은 약 3 억 킬로미터의 기준선을 만듭니다.
2. 각도 측정 : 그들은 별의 배경에 대한 별의 위치에서 명백한 변화를 측정합니다. 이 변화를 시차 각도라고합니다 . 별이 가까울수록 시차 각도가 커집니다.
3. 계산 : 별까지의 거리는 시차 각도, 기준선 거리 및 별까지의 거리와 관련된 간단한 삼각형 공식을 사용하여 계산됩니다.
시차 방법은 삼각 측량 의 원리를 기반으로합니다. , 기하학 및 측량의 기본 기술.
예 :
별의 시차 각도가 0.1 ArcSeconds 인 경우 별까지의 거리는 다음과 같이 계산할 수 있습니다.
거리 (Parsecs에서) =1 / Parylax 각도 (Arcseconds)
이 경우, 별까지의 거리는 10 파르세스이며, 이는 약 32.6 광년입니다.
한계 :
시차 방법은 수백 광년 이내에 별에 효과적입니다. 그 거리를 넘어서, 시차 각도는 너무 작아서 정확하게 측정 할 수 없습니다. 표준 촛불 및 적색 편이와 같은 다른 방법은 더 먼 별에 사용됩니다.
